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非標準宇宙論とは、当時主流であった宇宙論の標準モデルに代わるものとして提案された、あるいは現在も提案されている、あらゆる物理的な宇宙論モデルを指します。非標準という用語は、科学的コンセンサスに合致しないあらゆる理論に適用されます。この用語は主流のコンセンサスに依存するため、その意味は時間とともに変化します。例えば、ホットダークマターは1990年には非標準とはみなされませんでしたが、2010年には非標準とみなされるようになりました。逆に、宇宙定数がゼロでないために宇宙が加速膨張するという理論は、1990年には非標準とみなされましたが、2010年には標準宇宙論の一部となっています。
宇宙論の歴史を通じて、いくつかの大きな宇宙論論争が起こってきた。最も初期のものの1つは、太陽系の地動説を確立したコペルニクス革命である。より最近のものとしては、1920年の大論争があり、その結果、天の川銀河は宇宙に存在する数多くの銀河の1つに過ぎないという地位が確立された。1940年代から1960年代にかけて、天体物理学界はビッグバン理論の支持者と、それに対抗する定常宇宙論の支持者に二分されていた。現在では、1960年代後半の観測宇宙論の進歩により、ビッグバン理論が優勢となっている。しかしながら、フレッド・ホイル、ジャヤント・ナルリカー、ハルトン・アープ、ハンス・アルヴェーンなど、ビッグバン理論に強く反対する人々が依然として存在し、彼らの宇宙論は天文学研究の周縁部に追いやられていた。今日でも活動している数少ないビッグバン反対派は、新しい研究から得られた確立された証拠を無視することが多く、その結果、今日ではビッグバンを完全に否定する非標準的な宇宙論は、査読付きの科学誌に掲載されることはほとんどなく、マイナーな雑誌や個人のウェブサイトにオンラインで掲載されている。[ 1 ]
宇宙論の現在の標準モデルはラムダCDMモデルであり、宇宙は一般相対性理論によって支配され、ビッグバンで始まり、今日では約5%のバリオン、27%の冷たい暗黒物質、68%の暗黒エネルギーからなるほぼ平坦な宇宙であるとされています。[ 2 ]ラムダCDMは成功したモデルですが、最近の観測証拠は、ハッブルの緊張、KBCボイド、矮小銀河問題、超巨大構造など、ラムダCDMに重大な矛盾があることを示しているようです。ラムダCDMの拡張や修正、および根本的に異なるモデルに関する研究が進行中です。調査されているトピックには、クインテッセンス、修正ニュートン力学（MOND）とその相対論的一般化TeVeS、および温かい暗黒物質が含まれます。
現在研究されている現代物理宇宙論は、シャプレー＝カーティス論争とエドウィン・ハッブルによる宇宙距離梯子の発見の後、天文学者と物理学者がそれまで想定されていた銀河の大きさよりもはるかに大きな宇宙の規模に直面せざるを得なくなった時期に、科学分野として初めて出現しました。より大規模な宇宙に適用可能な宇宙論を首尾よく開発した理論家たちは、今日、現代宇宙論の創始者として記憶されています。こうした科学者の中には、アーサー・ミルン、ウィレム・ド・ジッター、アレクサンダー・フリードマン、ジョルジュ・ルメートル、そしてアルバート・アインシュタイン自身が含まれます。
ハッブルの法則が観測によって確認された後、最も有力な宇宙論は、フレッド・ホイル、トーマス・ゴールド、ヘルマン・ボンディによる定常宇宙論と、ラルフ・アルファー、ジョージ・ガモフ、ロバート・ディッケによるビッグバン理論の2つとなり、少数の支持者がいくつかの代替理論を提唱した。ビッグバン理論が競合理論と比べて大きな成功を収めた点の1つは、宇宙における軽元素の存在量を予測し、それが観測された軽元素の存在量と一致したことである。代替理論には、これらの存在量を説明する手段がない。
宇宙は始まりがなく、無限の年齢を持つと主張する理論は、宇宙における重水素の豊富さを説明するのに苦労する。なぜなら、重水素は恒星内で容易に核融合を起こし、ビッグバン自体以外に、それを大量に生成できる既知の天体物理学的プロセスは存在しないからである。したがって、重水素が宇宙において極めて希少な成分ではないという事実は、宇宙が有限の年齢を持つことと、過去に重水素を生成したプロセスが存在したが、現在はそれが起こっていないことを示唆している。
宇宙の寿命は有限であるがビッグバンは起こらなかったとする理論は、ヘリウム4の存在量に関して問題を抱えている。観測されたヘリウム4の量は、恒星やその他の既知のプロセスによって生成された量よりもはるかに多い。対照的に、ビッグバンモデルにおけるヘリウム4の存在量は、バリオン密度に関する仮定に非常に鈍感であり、バリオン密度が数桁変化してもわずか数パーセントしか変化しない。観測されたヘリウム4の値は、計算された範囲内にある。
しかし、1965年にアーノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンが宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を発見するまで、ほとんどの宇宙論者は、観測結果がビッグバンモデルによって最もよく説明できると結論づけることはなかった。定常宇宙論者やその他の非標準宇宙論者は、自らの理論が妥当性を保つためには、この現象を説明する必要に迫られた。その結果、初期宇宙の相転移によるものではない、遍在する全天マイクロ波背景放射の発生源を提供することを目的とした、統合星光や宇宙鉄ウィスカーといった独創的なアプローチが生まれた。
非標準宇宙論がCMBを説明できるかどうかについての懐疑論により、それ以来このテーマへの関心は薄れてきましたが、ビッグバンに困難をもたらす観測データのために非標準宇宙論への関心が高まった時期が2回ありました。1回目は1970年代後半で、地平線問題、平坦性問題、磁気単極子の欠如など、ビッグバンモデルに異議を唱える未解決の問題が多数ありました。これらの問題は最終的に1980年代の宇宙インフレーションによって解決されました。この考え方はその後ビッグバンの理解の一部となりましたが、代替案が時折提案されています。2回目は1990年代半ばで、球状星団の年齢と原始ヘリウム存在量の観測が明らかにビッグバンと矛盾していました。しかし、1990年代後半までに、ほとんどの天文学者はこれらの観測結果がビッグバン理論に異議を唱えるものではないと結論づけ、COBEとWMAPからの追加データは、標準的な宇宙論と一致する詳細な定量的測定値を提供した。
今日、異端的な非標準宇宙論は一般的に宇宙論者から検討に値しないと考えられており、歴史的に重要な非標準宇宙論の多くは反証されたと考えられている。ビッグバン理論の本質は、幅広い補完的かつ詳細な観測によって確認されており、非標準宇宙論はビッグバンモデルの成功の範囲を再現できていない。代替案についての憶測は、実例として、あるいは歴史的重要性を除いて、通常は研究や教育上の議論の一部ではない。非標準宇宙論の残存支持者の一部が始めた公開書簡では、「今日、宇宙論における事実上すべての財政的および実験的資源はビッグバン研究に充てられている…」と断言している。[ 3 ]
1990年代、「宇宙論の黄金時代」の幕開けとともに、宇宙の膨張が実際には加速しているという驚くべき発見がありました。それまでは、可視物質または不可視物質のいずれかの形態の物質が宇宙のエネルギー密度の大部分を占めていると考えられていました。この「古典的な」ビッグバン宇宙論は、宇宙のエネルギーの約70%が宇宙定数（しばしば「ダークエネルギー」と呼ばれる）に起因することが発見されたことで覆されました。これにより、新しい望遠鏡や観測天体物理学の技術で得られた詳細なデータと、膨張し密度が変化する宇宙を組み合わせた、いわゆるコンコーダンスΛCDMモデルが開発されました。今日では、コンコーダンスモデルの一部を修正しつつ、ビッグバン宇宙論の基本原則を受け入れた「非標準宇宙論」の提案が科学文献でより一般的になっています。こうした理論には、クインテッセンス、ファントムエネルギー、ブレーン宇宙論におけるいくつかのアイデアといったダークエネルギーの代替モデル、修正ニュートン力学といったダークマターの代替モデル、カオス的インフレーションやエキピロティックモデルといったインフレーションの代替または拡張、そしてハートリー・ホーキング境界条件、サイクリックモデル、ストリングランドスケープといった宇宙に第一原因を補足する提案などが含まれる。これらのアイデアについては宇宙論者の間で合意は得られていないが、それでも活発な学術研究分野となっている。
観測証拠が集まる以前、理論家たちは物理学の最も一般的な特徴と宇宙に関する哲学的仮定に基づいて枠組みを構築した。アルバート・アインシュタインが1915年に一般相対性理論を提唱したとき、これはほとんどの宇宙論の数学的出発点として用いられた。[ 4 ]しかし、宇宙論モデルに到達するためには、理論家たちは宇宙の最大スケールの性質について仮定を置く必要があった。現在の標準宇宙論モデルが依拠する仮定は以下のとおりである。
これらの仮定を一般相対性理論と組み合わせると、フリードマン・ロバートソン・ウォーカー計量（FRW計量）によって支配される宇宙が導き出されます。FRW計量では、膨張または収縮する宇宙（および静止しているが不安定な宇宙）が説明できます。ハッブルの法則が発見されたとき、ほとんどの天文学者はこの法則を宇宙が膨張している兆候と解釈しました。これは、宇宙が過去には小さかったことを意味し、したがって次のような結論に至りました。
これらの特徴は、長年にわたり多くの個人によって導き出されたものであり、実際、最後の特徴の正確な予測と、その存在を確認する観測が行われたのは20世紀半ばになってからのことであった。非標準理論は、異なる仮定から出発するか、あるいは主流の標準宇宙論モデルによって予測される特徴に反論することによって発展した。[ 5 ]
定常宇宙論モデルは、宇宙原理の均質性仮定を拡張し、空間だけでなく時間においても均質性を反映する。この「完全な宇宙原理」と呼ばれるようになった理論は、宇宙は（大規模スケールでは）どこでも同じように見え、常に同じであり、これからも常に同じであると主張した。これは、宇宙は過去にも未来にも大きく異なって見えるとするラムダCDMとは対照的である。定常宇宙論は、1948年にフレッド・ホイル、トーマス・ゴールド、ヘルマン・ボンディらによって提唱された。膨張する宇宙で完全な宇宙原理を維持するために、定常宇宙論は、一定の密度を維持するために宇宙に物質を挿入する「物質生成場」（いわゆるC場）を想定する必要があった。[ 5 ]
ビッグバンと定常宇宙モデルの間の議論は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の発見まで、両陣営がほぼ均等に分かれた状態で15年間続いた。この放射はビッグバンモデルの自然な特徴であり、光子がバリオン物質から分離する「最後の散乱の時間」を要求する。定常宇宙モデルは、この放射は、無限宇宙におけるオルバースのパラドックスによって部分的に引き起こされる背景であるいわゆる「積分星光」によって説明できると提案した。背景の均一性を説明するために、定常宇宙の支持者は、等方的なCMBを生成するように電波を散乱させる微細な鉄粒子に関連する霧効果を仮定した。提案された現象は、気まぐれに「宇宙鉄のひげ」と名付けられ、熱化メカニズムとして機能した。定常宇宙理論は、背景を熱化するのに十分な時間が無限にあると仮定したため、ビッグバンの地平線問題はなかった。[ 5 ]
宇宙論に関するデータがさらに収集されるにつれ、宇宙論研究者たちは、ビッグバン理論が宇宙で観測される軽元素の存在量を正しく予測していたことに気づき始めた。定常状態モデルにおける水素と重水素およびヘリウムの比率は偶然の一致であったが、ビッグバンモデルの特徴であった。さらに、1990年代以降、COBE、WMAP、およびプランク衛星によるCMBの詳細な測定により、背景放射のスペクトルは自然界の他のどの光源よりも黒体放射に近いことが示された。最も優れた統合星光モデルが予測できたのは10%の熱平衡化であったが、COBE衛星は10⁵分の1の偏差を測定した。この劇的な発見の後、大多数の宇宙論研究者は、定常状態理論では観測されたCMBの特性を説明できないと確信するようになった。
定常宇宙論モデルは、かつての支持者でさえも、現在では観測結果（特にCMB）と矛盾すると考えているが、定常宇宙論モデルの修正案が提案されており、その中には、宇宙は1回のビッグバンではなく、多数の小さな爆発によって始まったとするモデル（いわゆる「準定常宇宙論」）も含まれる。このモデルでは、宇宙は周期的な膨張と収縮の段階を経ており、ビッグバンの代わりに緩やかな「反動」が起こると想定している。したがって、ハッブルの法則は、宇宙が現在膨張段階にあるという事実によって説明される。このモデルに関する研究は（特にJayant V. Narlikarによって）続けられているが、広く主流の支持を得るには至っていない。[ 6 ]
今日の宇宙論の標準モデルであるラムダCDMモデルは、構造形成、宇宙マイクロ波背景放射の異方性、宇宙の加速膨張の理論的枠組みを提供する上で非常に成功を収めてきました。しかし、問題がないわけではありません。[ 7 ]現在、ラムダCDMモデルのさまざまな側面に異議を唱える提案が数多くあります。これらの提案は通常、ラムダCDMの主な特徴のいくつかを修正しますが、ビッグバンを否定するものではありません。
等方性、つまり宇宙はどの方向から見ても同じように見えるという考え方は、フリードマン方程式の根幹をなす仮定の一つである。しかし2008年、ウィルキンソン・マイクロ波異方性プローブのデータに取り組んでいた科学者たちは、ケンタウルス座 とほ座の間の20度の空の領域に向かって、秒速600～1000kmの銀河団の流れを検出したと主張した。[ 8 ]彼らは、この動きはインフレーション以前の宇宙のもはや見えない領域の影響の名残かもしれないと示唆した。この検出は議論の的となっており、他の科学者たちは宇宙は大部分が等方的であることを発見している。[ 9 ]
孤立したブラックホール、中性子星、燃え尽きた矮星、その他の検出が困難な巨大天体は、まとめてMACHOsと呼ばれています。一部の科学者は当初、バリオンMACHOsがすべてのダークマターを説明できると期待していました。[ 10 ] [ 11 ]しかし、これらの天体ではダークマターの質量の大部分を説明できないという証拠が蓄積されています。[ 12 ]
ラムダCDMでは、ダークマターは重力効果のみを介して通常の物質と光の両方と相互作用する物質の一種です。今日見られる大規模構造を生成するために、ダークマターは「冷たい」（ラムダCDMの「C」）つまり非相対論的です。ダークマターは決定的に特定されておらず、その正確な性質は集中的な研究の対象となっています。仮説上の弱相互作用性重粒子（WIMP）、アクシオン[ 13 ]、および原始ブラックホール[ 14 ]がダークマターの有力候補ですが、他にもさまざまな提案があります。
しかし、他の理論では、暗黒物質と暗黒エネルギーを同じ根底にある流体の異なる側面として説明しようとしたり（暗黒流体を参照）、暗黒物質が暗黒エネルギーに崩壊する可能性があると仮説を立てたりしている。
ラムダCDMでは、ダークエネルギーは宇宙の膨張を加速させる傾向のある未知のエネルギー形態です。ダークマターほどよく理解されておらず、同様に謎に包まれています。ダークエネルギーの最も単純な説明は、宇宙定数（ラムダCDMの「ラムダ」）です。これは、反発力を与えるためにアインシュタイン場の方程式に追加される単純な定数です。これまでのところ、観測は宇宙定数と完全に一致していますが、例えば、多数の代替案の余地を残しています。
FRW計量の基盤となっている一般相対性理論は、これまでのあらゆる観測的検証に合格してきた非常に成功した理論です。しかし、根本的なレベルでは量子力学と相容れず、特異点を予測することで、自身の破綻も予測しています。ラムダCDMは枠組みの仮定として一般相対性理論に依存しているため、重力の代替理論は直ちに代替宇宙論を必然的に意味します。暗黒物質や暗黒エネルギーの必要性を排除したり、ファイアウォールのようなパラドックスを回避したりするなど、一般相対性理論を修正する動機は数多くあります。
修正重力理論は非常に多く存在するが、いずれも広く受け入れられておらず、研究分野としては依然として活発である。以下に、特に注目すべき理論をいくつか紹介する。
エルンスト・マッハは、宇宙の質量分布の重力効果によって慣性が生じるという、一般相対性理論の拡張を提唱した。この提唱は、宇宙論的な意味合いについての考察を自然に促した。カール・ブランズとロバート・ディッケは、マッハの原理を一般相対性理論に組み込むことに成功し、宇宙論的な解として、質量が変化する可能性を示唆する理論を導き出した。宇宙の質量が均一に分布すると、宇宙全体に広がるおおよそスカラー場が生じ、これがニュートンの重力定数の源となり、量子重力理論が構築されることになる。
修正ニュートン力学（MOND）は、低加速度におけるニュートンの万有引力理論の変形に基づいて銀河回転問題を説明する比較的新しい提案である。ニュートン理論の修正は、ニュートン宇宙論がフリードマン宇宙論の極限であることから、一般相対性理論宇宙論の修正も意味する。今日、ほとんどすべての天体物理学者はダークマターを支持してMONDを否定しているが、少数の研究者はMONDの改良を続けており、最近ではブランズ＝ディッケ理論を宇宙論的観測を説明しようとする理論に取り入れている。
テンソル・ベクトル・スカラー重力（TeVeS）は、非相対論的極限において修正ニュートン力学（MOND）と等価となる、提案された相対論的理論であり、暗黒物質を持ち出すことなく銀河回転問題を説明しようとするものである。 2004年にジェイコブ・ベッケンシュタインによって提唱されたこの理論は、様々な動的および非動的なテンソル場、ベクトル場、スカラー場を取り入れている。
TeVeS が MOND を凌駕する点は、重力レンズ現象を説明できることである。重力レンズ現象とは、物質が光を曲げる宇宙の光学錯覚であり、これまで何度も確認されている。最近の予備的な発見では、 CDM なしで構造形成を説明できるが、約 2eV の質量を持つニュートリノが必要である（バレット クラスターを含むいくつかの銀河団を適合させるためにも必要である）。[ 16 ] [ 17 ]しかし、他の著者（Slosar、Melchiorri、Silk を参照）[ 18 ]は、TeVeS では宇宙マイクロ波背景放射の異方性と構造形成を同時に説明できない、つまり、これらのモデルを高い有意性で排除することはできないと主張している。
f ( R )重力は、リッチスカラー( R )の異なる関数を定義することによって一般相対性理論を修正する理論のファミリーです。最も単純なケースは、関数がスカラーと等しい場合で、これは一般相対性理論です。任意の関数を導入した結果、未知の形態のダークエネルギーやダークマターを追加することなく、宇宙の加速膨張と構造形成を説明する自由度が得られる可能性があります。いくつかの関数形式は、重力の量子論から生じる補正に触発されている可能性があります。f ( R )重力は、1970年にハンス・アドルフ・ブッフダールによって初めて提案されました[ 19 ]（ただし、任意の関数の名前にはfではなくφが使用されました）。宇宙インフレーションに関するスタロビンスキーの研究[ 20 ]の後、活発な研究分野となりました。この理論では、異なる関数fを採用することで幅広い現象を生み出すことができますが、現在では多くの関数形式が観測上の根拠、または病的な理論的問題のために除外されています。
